L’astronomie dans le monde Le nébuleuse d’Andromède

398 - Le Ciel, décembre 2006
L’astronomie dans le monde
Le nébuleuse d’Andromède
Selon communiqué CNRS
La structure du disque d’Andromède (ou
Messier 31), la plus grosse galaxie spirale du
Groupe Local, a toujours été un mystère : la
carte du gaz interstellaire est dominée par un
grand anneau qui a l’air de se superposer à des
morceaux de spirale. La découverte par le satellite infrarouge Spitzer d’un deuxième anneau
au centre de la galaxie a permis de proposer
une solution au problème grâce à la simulation
numérique. Les deux anneaux seraient des ondes de densité se propageant à partir du centre,
juste après l’impact d’une petite galaxie compagnon qui aurait traversé le disque d’Andromède.
Ci-dessous, l’émission de la poussière
et des macro-molécules du milieu
interstellaire de la galaxie d’Andromède
M 31 observée avec IRAC, la caméra
infrarouge du satellite Spitzer. M 31
possède clairement deux anneaux. Outre
le célèbre anneau externe d’un rayon
d’environ 10 kpc, cette carte révèle un
deuxième anneau beaucoup plus petit,
de 1,5 par 1 kpc, décentré de 0,5 kpc par
rapport au noyau de la galaxie. Les deux
anneaux sont interprétés comme des ondes
de densité produites par une collision
presque frontale. Le candidat le plus
probable est la galaxie naine voisine M 32,
qui apparaît très faible sur cette image, car
elle n’a pas beaucoup de poussière.
(© NASA/JPL)
Sur la page suivante on a représenté
la morphologie du gaz produite dans
des simulations d’une collision presque
frontale entre M 31 et M 32. Ce modèle
à N corps prend en compte l’interaction
gravitationnelle entre les étoiles, la matière
noire, la dissipation du gaz interstellaire
ainsi que la formation d’étoiles. La ligne
pointillée indique l’orbite de M 32 ; le
lieu de l’impact se situe très près de l’axe
polaire de M 31. Les époques a, b, et c
correspondent respectivement à 35 millions
d’années (Myr) avant la collision, 100 et
210 Myr après l’impact ; la dernière époque
montre aussi la position actuelle de M 32.
Toutes les images sont projetées à 77 degrés
pour une comparaison directe avec la figure
précédente. L’image c montre le centre
de M 31 incliné d’un angle de 30 degrés
par rapport au disque principal, en accord
avec les observations. Les deux ondes de
densité en forme d’anneaux (toutes les deux
décentrées par rapport au noyau) sont bien
reproduites, ainsi que le trou dans l’anneau
externe. L’image d montre la morphologie
du gaz après 210 Myr en partant des mêmes
conditions initiales, mais modélisée sans
la collision ; aucun anneau n’est alors
produit. Le rapport de masse initial pour le
compagnon M 32 est 1/10 de M 31 (ou 1/13
en excluant la matière noire). M 32 serait
aujourd’hui à une distance de 35 kpc de
M 31 et à une latitude galactique d’environ
45 degrés, ce qui correspond bien à sa
position observée aujourd’hui.
(© CNRS/CEA)
(Ndlr : rappelons qu’un parsec -pc- vaut 3,26 années-lumière)
décembre 2006, Le Ciel - 399
400 - Le Ciel, décembre 2006
Andromède, la galaxie spirale la plus
proche de notre Voie Lactée, recèle encore un
grand nombre d’énigmes. La question de la
distribution du gaz et des poussières constitue
notamment un problème sur lequel les scientifiques butent depuis une vingtaine d’années.
En effet, comment expliquer la présence d’un
anneau externe autour d’Andromède, visible
dans les spectres optique et radio, et dont le
centre est décalé de 1 kpc par rapport au noyau
central de la galaxie ? Grâce à des images réalisées dans le proche et moyen infrarouge par
le Spitzer Space Telescope, une équipe internationale de chercheurs lève le voile sur cette
énigme.
Spitzer a en effet révélé un indice jusquelà invisible aux yeux des chercheurs, la présence d’un second anneau de gaz et de poussières
au sein de M 31, beaucoup plus petit que le
premier et excentré de 0,5 kpc par rapport au
noyau galactique. En fait, cet anneau constituerait la première d’une série de vagues provoquées par un choc colossal, se propageant du
centre de la galaxie vers les régions extérieures un peu comme lorsque l’on jette une pierre
dans l’eau. A cette échelle galactique, seule la
collision de M 31 avec une autre galaxie peut
expliquer la présence de ces deux anneaux de
poussières et de gaz, tous deux excentrés par
rapport au noyau galactique. Mais alors quel
est le coupable ?
A l’aide de simulations numériques, les
chercheurs ont montré qu’il pourrait s’agir de
la galaxie M 32, aujourd’hui une proche voisine d’Andromède. Les indices concernant la
taille, la masse et la distance de M 32 par rapport à M 31, confirment l’hypothèse d’un choc
entre les deux galaxies. M 32 ne peut plus se
cacher, elle a été identifiée comme étant la coupable !
Par ailleurs, Andromède étant proche de
notre Galaxie, cette découverte constitue une
remarquable opportunité d’étudier plus précisément les conséquences des collisions entre
galaxies.
Jours et nuits d’une exoplanète
Le télescope infrarouge Spitzer a permis
pour la première fois de mesurer la différence de température d’une exoplanète entre le
Le graphique supérieur de la page suivante
montre les données infrarouge obtenues
par Spitzer ; elles indiquent que la planète
tournant autour d’Upsilon Andromedae
a une face très chaude regardant l’étoile,
alors que le côté opposé est froid et sombre.
Spitzer a réussi a obtenir la différence de
température en mesurant le flux infrarouge
en cinq points au cours de l’orbite décrite en
4,6 jours.
Le graphique du bas sur la même page
montre ce que l’on aurait observé si la
planète avait été comme Jupiter, sans grande
différence entre les hémisphères opposés.
jour et la nuit. Les astronomes ont ainsi pu établir qu’en milieu d’après-midi la planète la plus
proche d’Upsilon Andromedae est plus chaude
de 1 400°C qu’en fin de nuit.
On ne peut évidemment pas observer séparément la planète et l’étoile. Pour estimer la
différence de température, il a suffi de constater
que l’émission infrarouge du système variait
avec la même période que l’étoile. La planète
tourne toujours le même côté vers l’étoile de
sorte que l’on voit alternativement le côté jour
et le côté nuit. En raison de sa proximité, la
face exposée à l’étoile est portée à très haute
température. Les vents ne suffisent pas à transporter la chaleur d’un hémisphère à l’autre, une
grande partie se perdant en rayonnement.
Notre Jupiter, au contraire, tourne vite sur
lui-même et est très froid en raison de sa grande
distance au Soleil. Il n’y a guère de pertes et sa
température est constante en longitude.
décembre 2006, Le Ciel - 401
2003 EL 61
Un objet de la Ceinture de Kuiper (KBO)
moins célèbre que Pluton et autres Eris s’avère
peut-être le plus intéressant du système solaire
au-delà de Neptune. Dès sa découverte, on s’est
aperçu que la période de rotation de (136108)
2003 EL61 est très courte, un peu moins de 4
heures. Cela en fait la petite planète de plus 100
kilomètres de diamètre tournant le plus rapidement. Sa forme est encore plus étrange — il
ressemble à un ballon de rugby. Sa plus grande
dimension dépasse probablement le diamètre
d’Eris. Les astronomes lui ont découvert deux
lunes. La plus petite a une orbite non-circulaire
de 35 jours, et l’autre une orbite circulaire de
49 jours. La densité et la rotation rapide de
l’objet indiquent que cette planète est composée de roche, recouverte d’une fine pellicule de
(Suite p. 408)
glace.
408 - Le Ciel, décembre 2006
Fortement aplati par sa
rotation rapide, 2003 EL61
ressemble à une courge d’au
moins 1 960 × 1 500 × 1 000
kilomètres. (© NASA, ESA,
and A. Feild (STScI)
(suite de la p.401)
Ces particularités
conduisent les astronomes à penser que 2003
EL61 a subi une collision qui a accéléré sa rotation et que les débris se sont rassemblés dans les
deux lunes. Il se pourrait même, selon de nouvelles recherches, qu’il reste beaucoup d’autres
fragments en dehors des deux satellites.
En étudiant les KBO d’un diamètre compris entre 500 et 1 000 kilomètres on remarque
qu’au moins cinq d’entre eux ont des orbites
et des spectres similaires, ceux-ci dénotant la
présence importante de glace d’eau, contrairement à la majorité des KBO. Curieusement, la
plus grosse lune de 2003 EL61 montre aussi
une forte signature spectrale de la glace.
Il est naturel d’en conclure que 2003 EL61
et ces quelques KBO particuliers proviennent
d’un astre parent qui a éclaté sous l’action
d’un choc violent.. On ne sait pas quand s’est
produite cette collision mais tout laisse penser
qu’elle est récente, astronomiquement parlant.
On pense généralement que lors d’un tel
impact, selon la quantité d’énergie libérée, les
fragments se dispersent librement sur des orbites plus ou moins voisines, ou au contraire restent satellisés autour du corps principal. Pour
qu’il y ait les deux à la fois il faut que l’énergie
soit juste suffisante pour ne libérer qu’une partie des débris.
Dans l’état actuel des connaissances les
petites planètes suivantes font partie de la famille de 2003 EL61 : (86047) 1999 OY3,
(24835) 1995 SM55, (19308) 1996 TO66,
(55636) 2002 TX300, (120178) 2003 OP32,
ainsi que les lunes de 2003 EL61.
Glace lunaire
L’étude radar de la Lune grâce aux antennes géantes d’Arecibo (Porto Rico) et de Green
Bank (West Virginia) a échoué dans la recherche de glace dans les cratères du pôle sud de la
Lune. On a obtenu des images du fond de ces
cratères montrant les zones qui restent en permanence à l’ombre et à des températures très
basses, de l’ordre de 100 K.
Des observations radar antérieures
avaient pourtant suggéré dès 1992 l’existence
de dépôts de glace dans des cratères polaires
de la planète Mercure. Par contre dans le cas
décembre 2006, Le Ciel - 409
Image radar du pôle sud de la Lune montrant
les cratères Shackleton (A) et Shoemaker (B)
respectivement de 19 et 51 km de diamètre.
L’image a été prise à la longueur d’onde de 13 cm
(© D. Campbell (Cornell), B. Campbell
(Smithsonian) and L. Carter
(Smithsonian))
de la Lune, les mêmes observations n’ont jamais rien révélé. Cependant la sonde Lunar
Prospector a pu montrer la
présence d’hydrogène dans les
cratères situés près des pôles de
la Lune, sans toutefois pouvoir
préciser si ces atomes d’hydrogène se trouvaient dans des
molécules d’eau. La présence
de gisements de glace serait
une ressource importante pour
d’éventuelles bases lunaires.
D’autres satellites lunaires comme le Lunar Reconnaissance
Orbiter (LRO), en 2008 et le
Lunar CRater Observation and
Sensing Satellite (LCROSS)
chercheront à résoudre cette
question.
De son côté la sonde SMART de l’ESA
photographiait systématiquement la
région du pôle dans l’espoir de détecter
des signes de présence de glace. Cidessous le cratère Shackleton. (© ESA)
410 - Le Ciel, décembre 2006
Saturne éclipse le Soleil. Cette image fait
partie d’une mosaïque de 165 images prises
par la sonde Cassini lorsqu’elle était dans
l’ombre de Saturne le 15 septembre. Certaines
parties des anneaux sont surexposées. L’angle
de la prise de vue est de 15 degrés au-dessus
du plan des anneaux et la sonde était à 2,2
millions de kilomètres de Saturne. (© NASA/
JPL)
Saturne
La sonde Cassini a profité d’un séjour
de douze heures dans l’ombre de Saturne pour
prendre des photos exceptionnelles du système
des anneaux. Vues ainsi à contre-jour, les fines
particules de poussières gagnent en brillance ce
qui a permis la découverte de deux nouveaux
anneaux très fins. L’un de ceux-ci se situe au
niveau de l’orbite commune des satellites
décembre 2006, Le Ciel - 411
Janus et Epiméthée. Les scientifiques ont été
surpris de l’existence de cet anneau aussi bien
défini, même s’il est vraisemblable que des impacts sur les lunes Janus et Epiméthée puissent
projeter des poussières dans l’espace. L’autre
anneau coïncide avec l’orbite de Pallene.
La distribution des poussières est influencée par le rayonnement solaire ainsi que par les
forces électromagnétiques. Elles se révèlent
donc d’un grand intérêt pour comprendre l’espace environnant. Les différences de teinte et
de contraste d’un endroit à l’autre des anneaux
diffus devraient aussi apprendre des choses sur
la nature des particules et les forces qui en régissent l’agencement.
Sur l’image générale ci-dessus on peut
voir à l’extérieur l’anneau E, très étendu et
diffus. Il est alimenté par les geysers de glace
412 - Le Ciel, décembre 2006
L’anneau
nouvellement
découvert
partageant
l’orbite de
Janus et
Epiméthée
est visible ici
en deçà des
anneaux G et
E . Le point
brillant que
l’on peut voir
dans l’anneau
n’est pas la
lune Pallene
mais une étoile.
d’Encelade, situé au bord gauche
de l’anneau.
Entre E et le système principal d’anneaux, on peut voir le
G, très fin. A l’intérieur de G,
au-dessus des anneaux principaux, un point d’apparence insignifiante n’est autre que notre
bonne vieille Terre, à un milliard
et demi de kilomètres.
Le nouvel anneau associé à
Pallene est un ruban étroit, d’une
largeur de 2 500 km, entre E et
G. Le satellite correspondant,
Pallene, découvert antérieureLe système Terre-Lune
vu par Cassini lors de
l’éclipse du Soleil par
Saturne.
décembre 2006, Le Ciel - 413
ment par la sonde Cassini, mesure environ 4
km. Son orbite est intermédiaire entre celles de
Mimas et d’Encélade.
D’autres images de la Terre ont été prises par Cassini lors de l’éclipse du Soleil. En
temps normal, en effet, notre planète apparaît
beaucoup trop près du Soleil pour que Cassini
puisse la viser sans danger. Sur l’image au bas
de la page 412 on peut voir la Terre comme un
point dans le petit carré. Un zoom laisse deviner la présence de la Lune comme une excroissance.
Ouragans
La sonde Cassini a observé un ouragan gigantesque au pôle sud de Saturne (cf image en
couverture 1 et ci-dessous). Contrairement aux
ouragans terrestres celui-ci est ancré au pôle et
ne dérive pas au-dessus d’un océan. Son étendue est d’approximativement 8 000 kilomètres,
soit les deux tiers du diamètre de la Terre.
L’enregistrement fait par Cassini sur une
période de trois heures révèle des vents vio-
lents tournant autour du pôle sud à des vitesses
atteignant 550 kilomètres par heure. L’anneau
de nuages s’élève à des dizaines de kilomètres
au-dessus de ceux de l’œil de la tempête,
Un tel système semblable à nos ouragans
n’était connu que sur Terre. Même la Grande
Tache Rouge de Jupiter, bien plus étendue que
l’ouragan de Saturne, ne possède pas d’œil.
Dans les images de Cassini prises en infrarouge, l’œil est sombre en raison de l’absorption sélective de la lumière par le méthane.
Seuls les nuages élevés sont bien visibles.
Les observations qui seront effectuées
dans les prochaines années permettront peutêtre de comprendre le rôle que jouent les saisons dans la météorologie polaire de Saturne.
Le cyclone du pôle austral de Saturne vu
dans diverses longueurs d’onde. L’œil
parait clair ou sombre en fonction des
émissions ou absorptions des photons à
ces longueurs d’ondes. La dernière image,
dans l’infrarouge à 5 microns, montre les
nuages en silhouettes devant le rayonnement
thermique de la planète.
(© NASA/JPL)
414 - Le Ciel, décembre 2006
Activité lunaire
Un faible taux de cratérisation et une signature spectrale anormale indiquent que
certaines régions de notre satellite ont été le site de phénomènes éruptifs dans un passé
récent, c’est-à-dire quelques
millions d’années.
L’absence d’atmosphère
sur la Lune ne signifie pas en
effet qu’il n’y a pas d’érosion.
Les petites particules de toute
sorte ainsi que le rayonnement
solaire finissent par émousser les reliefs. D’autre part le
bombardement météoritique
creuse de temps à autre un
cratère. La connaissance du
taux moyen de cratérisation
permet ainsi d’avoir une idée
de l’âge des terrains lunaires.
La région d’Ina, de huit kilomètres carrés, ne contient que
deux cratères d’une trentaine
de mètres, ce qui permet de
donner un âge approximatif de
deux millions d’années.
L’érosion affecte aussi la réflectivité du
sol qui devient de plus en plus terne.
Ces caractéristiques ont conduit les astronomes à chercher un processus capable de
produire une surface aussi jeune. La situation
à l’intersection de deux vallées laisse penser
qu’il pourrait s’agir d’un balayage des couches
superficielles par des éjections gazeuses. Le sol
sous-jacent serait ainsi fraîchement exposé.
Cas A
Les observations du télescope spatial
Spitzer montrent l’évolution des restes de la
supernova Cassiopeia A au cours du temps. La
supernova résulte de l’explosion d’une étoile
d’environ 15 à 20 masses solaires. Comme
toutes les étoiles massives en fin de parcours,
Cassiopeia A était composée de « pelures
d’oignon » concentriques. Celles-ci étaient
caractérisées par la présence d’éléments différents correspondant à diverses phases de com-
Les images de la structure Ina prises par les
missions Apollo indiquent que du gaz émis
par le sol lunaire a pu exposer de nouveaux
terrains. L’image principale montre peu de
cratères dans la dépression. La petite image,
obtenue sous incidence rasante, montre des
reliefs très nets, indicateurs de l’absence
d’érosion. (© NASA)
bustion marquant des étapes successives de la
vie de l’étoile. Les éléments les plus légers,
comme l’hydrogène, se trouvaient dans la couche externe. Les couches internes contenaient
des éléments de plus en plus lourds, pour en
arriver au fer au centre de l’étoile. Cela ne va
pas plus loin dans le tableau de Mendeleïev
puisque les éléments plus lourds ne permettent
plus la production d’énergie par fusion.
Les détails de l’explosion de cet oignon
n’étaient pas bien connus. On avait évoqué diverses hypothèses, la plus simple semblant être
l’éclatement uniforme, avec les couches suc-
décembre 2006, Le Ciel - 415
cessives partant en bon ordre. S’il en était bien
ainsi l’agencement des couches devrait être
préservé dans les débris. Jusqu’à présent les
observations n’avaient que partiellement révélé
une telle structure. Le télescope Spitzer a résolu l’énigme en montrant les pièces manquantes. Les différentes couches de l’étoile avaient
été éjectées à des vitesses différentes de sorte
que certaines couches extérieures ont été rattrapées par des couches internes formant ainsi
une onde de choc chauffée à haute température
et émettant en rayons X et en lumière visible.
Les couches qui ne sont pas entrées en collision
sont plus froides et émettent en infrarouge. Ce
sont elles que Spitzer a détectées.
Cas A est actuellement la cible idéale
pour étudier l’évolution d’une supernova. Dans
quelques siècles les débris se seront complètement mélangés, effaçant pour toujours les indices de l’explosion.
Cas A observée par le télescope
spatial Spitzer entre 3 et 8
microns. (© NASA/JPL)
416 - Le Ciel, décembre 2006
Mercure est la petite
tache ronde en haut
à gauche. Il y a aussi
quelques taches
solaires dont une de
taille respectable en
haut, près du limbe.
(Cliché E. Jehin)
Conjonctions et
transit
La planète Mercure
passait devant le Soleil
le 8 novembre 2006.
Malheureusement
pour
nous, la zone de visibilité
était le Pacifique et son
pourtour. Le malheur des
uns faisant le bonheur des
autres, ce fut au contraire
une aubaine pour les astronomes séjournant au
Chili. Un temps superbe
leur permit d’enregistrer
le phénomène jusqu’au
coucher du Soleil. C’est
ainsi que notre compatriote Emmanuël Jehin a pu
obtenir quelques centaines
de clichés du Soleil.
Les autres ont dû
se contenter de suivre
l’événement via les
caméras de l’observatoire spatial solaire
SOHO ou de celles du
nouveau télescope solaire Hinode.
Ci-contre, une petite
assemblée observe le
transit de Mercure
depuis les quartiers
généraux de l’ESO
à Santiago, sous la
houlette d’E. Jehin.
décembre 2006, Le Ciel - 417
En haut, mosaïque d’images prises par
SOHO au cours des cinq heures que
dura le transit de la petite planète.
(© NASA/ESA SOHO/MDI)
En bas les trois images sont extraites
d’un film réalisé par le télescope SOT
à bord du nouvel observatoire spatial
solaire Hinode. (© NAOJ)
Nouveau venu sur la scène
des observatoire spatiaux,
Hinode (« lever de Soleil », en
japonais, et autrefois nommé
Solar B) a été lancé le 22
Septembre 2006 depuis le
centre spatial Uchinoura de
Kyushu, Japon. Sa mission
spécifique est d’étudier le
Soleil et plus particulièrement
les taches solaires. (© NAOJ)
418 - Le Ciel, décembre 2006
Les derniers passages de Mercure devant
le Soleil eurent lieu le 15 novembre 1999 et le 7
mai 2003. Le prochain aura lieu le 9 mai 2016.
En fait, lors de la récente conjonction,
perdue dans l’éclat du Soleil, Mercure était en
bonne compagnie. Quelques jours après le transit, quatre planètes étaient présentes en même
temps dans le champ de l’instrument LASCO
C3 de l’observatoire spatial SOHO. Malgré la
largeur assez importante de 15 degrés, il est
assez rare de voir un tel attroupement dans
LASCO C3. En ce mois de novembre, c’était
au tour de Mercure, Vénus, Mars et Jupiter de
Le 11 novembre, le Soleil et quatre planètes
étaient présentes en même temps dans
le champ de l’instrument LASCO C3 de
l’observatoire spatial SOHO. Un écran
circulaire masque le disque éblouissant du
Soleil. La carte sur la page de droite permet
d’identifier de nombreux astres.
poser avec le Soleil. En 2000, le 15 mai, c’était
Mercure, Vénus, Jupiter et Saturne que l’on
pouvait voir. En prime, le superbe amas des
Pléiades faisait alors partie de la scène et l’activité solaire décorait la couronne d’impressionnante façon.
décembre 2006, Le Ciel - 419
[2
K
[1
J
T
R
]
P
Lib
Q
Jupiter
O 240°
Mercury
Venus
N
D12
230°
Mars
O
220°
L
5897
STARS
<3
>8
4
5
6
7
Multiple star
Variable star
Comet
Galaxy
Bright nebula
Local Time: 19:42:00 11-nov.-2006
Location: 50° 37' 5" N 5° 33' 50" E
SYMBOLS
Dark nebula
Globular cluster
Open cluster
Planetary nebula
Quasar
Radio source
X-ray source
Other object
© SkyMap Pro 10, C.A. Marriott
UTC: 19:42:00 11-nov.-2006
RA: 15h07m17s Dec: -17° 32' Field: 13.3°
Le but premier de SOHO est d’étudier
l’astre du jour ainsi que son atmosphère étendue. C’est un peu par hasard qu’il nous
permet d’assister à de tels spectacles, ainsi
que de permettre la découverte de nombreuses comètes.
Avec le transit de Mercure, un nouvel
observatoire solaire spatial, Hinode a attaqué de façon très médiatique une carrière
qui s’annonce pleine de promesses.
Mission conjointe de la JAXA (Japan
Aerospace Exploration Agency), du NAOJ
(National Astronomical Observatory of
Japan) et du PPARC (Particle Physics and
Astronomy Research Council), Hinode
emporte trois instruments. Le SOT (Solar
Optical Telescope) fournit des images à
haute définition de la photosphère. Le XRT
(X-ray telescope) observe le gaz coronal
à très haute température. L’EIS (Extreme
Ultraviolet Imaging Spectrometer) est un
imageur qui peut sélectionner des raies
spectrales émises par les divers ions dans
l’atmosphère du Soleil.
Sidereal Time: 23:27:29
Julian Day: 2454051.3208
Ci-dessous le champ observé par LASCO
lors de l’alignement planétaire de mai 2000.
420 - Le Ciel, décembre 2006
Zoom sur une petite zone du Soleil observée
dans le visible. SOT permet de voir en détail
les cellules de convection responsables de la
granulation de la photosphère. Les points
brillants entre les granules marquent des
concentrations du champ magnétique.
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